Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Представление о недрах планет во многом основано на расчетах, так как лабораторные эксперименты не позволяют воспроизвести даже условия в земных недрах, не говоря уже о центральных частях планет-гигантов. Однако даже существующие данные позволяют сделать интересные предсказания. Например, более массивные аналоги Земли должны иметь твердое железное ядро, что приводит к отсутствию мощного магнитного поля. При этом магнитное поле считается существенным фактором для развития сложных форм жизни, поскольку оно защищает планету от звездного ветра и предотвращает потерю газов из атмосферы. Поэтому железно-каменные, но при этом слишком массивные планеты (особенно вокруг красных карликов) не следует рассматривать как хорошие кандидаты в потенциально обитаемые планеты.

3.3. Формирование и миграция планет

В жизни планетной системы можно выделить несколько этапов, основные из которых связаны с периодом ее формирования и становления. Первую стадию можно назвать протозвездной, в это время происходит сжатие сравнительно плотного холодного сгустка межзвездной среды, из его основной массы сформируется звезда (или несколько звезд). Однако из-за вращения и наличия магнитного поля в среде также формируется диск вокруг звезды (если речь идет о двойной системе, то диски могут образоваться и вокруг каждой из звезд, и вокруг всей системы). Постепенно в диске, состоящем из газа и пыли, начинается формирование все более крупных объектов, что может в итоге привести к возникновению планетной системы. Наличие подобного этапа стало первым шагом в моделях образования планет еще со времен Канта (Immanuel Kant) и Лапласа (Pierre-Simon de Laplace).

Иммануил Кант и Пьер-Симон Лаплас – авторы первых реалистичных моделей образования Солнечной системы.

Начальная масса и состав вещества в протозвездной туманности задают многие свойства будущей планетной системы. Поскольку содержание элементов в среднем одинаково и доминируют водород и гелий (около 98 % по массе), то массивные планеты могут быть только газовыми. Во-первых, только этих элементов достаточно много, а во-вторых, даже в случае возникновения твердого протопланетного ядра из более тяжелых элементов оно сразу же аккрецирует много газа, и в окончательном составе планеты все равно будут доминировать легкие летучие вещества.

Параметры планет в первую очередь определяются свойствами протозвездной туманности.

Твердые планеты могут быть в основном железно-каменными, так как в продуктах звездного нуклеосинтеза из всех тяжелых элементов, способных образовывать твердые тела, преобладают железо, кремний и магний. Также в протозвездном облаке достаточно много углерода и кислорода. Вместе с водородом они образуют соединения (воду, метан, углекислый газ), способные в реальных условиях протопланетного диска становиться льдом. Поэтому вдали от звезды, кроме железно-каменных, могут возникать и ледяные твердые тела.

Первоначально рост пылинок в диске происходит за счет слипания, этот процесс довольно быстро приводит к образованию тел миллиметрового размера. Однако далее возникают проблемы.

Двигаясь в газовом диске, тела размерами от сантиметров до метров очень быстро теряют энергию и выпадают на звезду. Это происходит буквально за сотни или тысячи лет – слишком быстро, чтобы они могли стать крупными. Кроме того, при столкновении таких тел они не слипаются, а разрушаются, дробятся. При этом их гравитация еще слишком слаба, чтобы не дать разлететься осколкам столкновения. Поэтому у нас сейчас нет четкого понимания, как из тел миллиметрового размера формируются планетезимали с размерами в десятки километров и более.

За счет слипания пылинок формируются тела миллиметровых размеров.

Существует несколько конкурирующих гипотез о том, как формируются достаточно крупные планетезимали. Например, могут возникать такие аэродинамические условия, что образуется «газовый мешок», заполненный камнями. Они могут сколлапсировать, сформировав твердое тело, которое продолжит аккрецировать «щебенку» (pebbles), увеличивая свою массу (это не единственный сценарий, существуют и другие).

В протопланетном диске протекает два процесса. Во-первых, планетезимали взаимодействуют друг с другом, сталкиваются. При этом можно говорить о том, что крупные поглощают мелких – этот период называют стадией олигархического роста. Во-вторых, могут сложиться условия, при которых крупный объект начнет активно аккрецировать «щебенку» – тела сантиметровых размеров. Это важно для появления массивных газовых планет.